Kozmik tozun oluşumundan hangi süreç sorumludur? Antik dünya katmanlarında kozmik toz ve garip toplar
2003–2008 boyunca Eisenwurzen Ulusal Parkı'nın küratörü ünlü paleontolog Heinz Kohlmann'ın katılımıyla bir grup Rus ve Avusturyalı bilim adamı, dinozorlar da dahil olmak üzere Dünya'daki tüm organizmaların% 75'inden fazlasının öldüğü 65 milyon yıl önce meydana gelen felaketi inceledi. . Çoğu araştırmacı, başka bakış açıları olmasına rağmen, yok oluşun bir asteroidin düşmesinden kaynaklandığına inanıyor.
Bu felaketin jeolojik bölümlerdeki izleri, 1 ila 5 cm kalınlığında ince bir siyah kil tabakası ile temsil edilmektedir.Bu bölümlerden biri Avusturya'da, Doğu Alpler'de, Milli Park'ta, çok uzak olmayan bir yerde bulunmaktadır. küçük kasaba Gams, Viyana'nın 200 km güneybatısında yer almaktadır. Bu bölümden alınan örneklerin taramalı elektron mikroskobu kullanılarak incelenmesi sonucunda, karasal koşullar altında oluşmayan ve kozmik toza ait olağandışı şekil ve bileşime sahip parçacıklar bulundu.
Yeryüzündeki uzay tozu
İlk kez, Dünya Okyanusunun dibini Challenger gemisinde (1872-1876) keşfeden bir İngiliz seferi tarafından kırmızı derin deniz killerinde Dünya'daki kozmik maddenin izleri keşfedildi. 1891'de Murray ve Renard tarafından tanımlandılar. Güney kesimdeki iki istasyonda Pasifik Okyanusu 4300 m derinlikten tarama sırasında, daha sonra "kozmik toplar" adını alan, çapı 100 mikrona kadar olan ferromangan nodülleri ve manyetik mikro küreler örnekleri yükseltildi. Bununla birlikte, Challenger seferi tarafından ele geçirilen demir mikroküreler, yalnızca son yıllar. Topların %90 metalik demir, %10 nikel olduğu ve yüzeylerinin ince bir demir oksit kabuğuyla kaplı olduğu ortaya çıktı.
Pirinç. 1. Örnekleme için hazırlanan Gams 1 kesitinden monolit. Farklı yaşlardaki katmanlar Latin harfleriyle gösterilir. Metal mikroküreler ve plakaların birikiminin bulunduğu Kretase ve Paleojen dönemleri (yaklaşık 65 milyon yıllık) arasındaki geçiş kil tabakası "J" harfi ile işaretlenmiştir. Fotoğraf: A.F. Graçev
Derin deniz killerinde gizemli topların keşfi ile aslında Dünya'daki kozmik madde çalışmalarının başlangıcı bağlantılıdır. Ancak, ilk lansmanlardan sonra araştırmacıların bu soruna olan ilgisinde bir patlama meydana geldi. uzay aracı seçilmesini mümkün kılan ay toprağı ve güneş sisteminin farklı yerlerinden toz parçacıkları örnekleri. K.P. Tunguska felaketinin izlerini inceleyen Florensky (1963) ve E.L. Krinov (1971), Sikhote-Alin göktaşının düştüğü yerde göktaşı tozunu inceledi.
Araştırmacıların metalik mikrokürelere olan ilgisi, onların farklı yaş ve kökenlere sahip tortul kayaçlarda keşfedilmelerine yol açmıştır. Antarktika ve Grönland buzlarında, derin okyanus çökeltilerinde ve manganez nodüllerinde, çöllerin kumlarında ve kıyı sahillerinde metal mikroküreler bulunmuştur. Genellikle göktaşı kraterlerinde ve yanlarında bulunurlar.
Son on yılda, Alt Kambriyen'den (yaklaşık 500 milyon yıl önce) modern oluşumlara kadar farklı çağlardaki tortul kayaçlarda dünya dışı kökenli metal mikro küreler bulundu.
Mikroküreler ve eski tortulardan gelen diğer parçacıklar hakkındaki veriler, Dünya'ya kozmik madde tedarikinin hacimlerinin yanı sıra tekdüzeliğini veya eşitsizliğini, Dünya'ya uzaydan giren parçacıkların bileşimindeki değişikliği ve birincil olanı yargılamayı mümkün kılar. Bu konunun kaynakları. Bu önemlidir, çünkü bu süreçler Dünya'daki yaşamın gelişimini etkiler. Bu soruların çoğu hala çözülmekten çok uzak, ancak veri birikimi ve bunların kapsamlı bir şekilde incelenmesi, şüphesiz bu soruların cevaplanmasını mümkün kılacaktır.
Artık Dünya'nın yörüngesinde dolaşan toplam toz kütlesinin yaklaşık 1015 ton olduğu biliniyor.Her yıl Dünya yüzeyine 4 ila 10 bin ton kozmik madde düşüyor. Dünya yüzeyine düşen maddenin %95'i 50-400 mikron büyüklüğündeki parçacıklardır. Kozmik maddenin Dünya'ya geliş hızının zamanla nasıl değiştiği sorusu, son 10 yılda yapılan birçok araştırmaya rağmen, bugüne kadar tartışmalı olmaya devam ediyor.
Kozmik toz parçacıklarının boyutuna bağlı olarak, boyutu 30 mikrondan küçük olan gezegenler arası kozmik toz ve 50 mikrondan büyük mikrometeoritler şu anda ayırt edilmektedir. Daha da önce, E.L. Krinov, yüzeyden eriyen bir meteoroidin en küçük parçalarına mikrometeoritler denildiğini öne sürdü.
Kozmik toz ve göktaşı parçacıkları arasında ayrım yapmak için katı kriterler henüz geliştirilmemiştir ve tarafımızdan incelenen Hams bölümü örneğini kullanarak bile, metal parçacıkların ve mikrokürelerin şekil ve bileşim bakımından mevcut tarafından sağlanandan daha çeşitli olduğu gösterilmiştir. sınıflandırmalar. Neredeyse mükemmel küresel şekil, metalik parlaklık ve manyetik özellikler parçacıklar, kozmik kökenlerinin kanıtı olarak kabul edildi. Jeokimyacı E.V.'ye göre. Sobotovich, "incelenen malzemenin kozmojenitesini değerlendirmek için tek morfolojik kriter, manyetik olanlar da dahil olmak üzere erimiş topların varlığıdır." Bununla birlikte, son derece çeşitli forma ek olarak, maddenin kimyasal bileşimi de temel olarak önemlidir. Araştırmacılar, kozmik kaynaklı mikrokürelerin yanı sıra, büyük miktar farklı bir oluşumun topları - volkanik aktivite, bakterilerin hayati aktivitesi veya metamorfizma ile ilişkilidir. Volkanik kökenli ferruginous mikrokürelerin ideal bir küresel şekle sahip olma ihtimalinin çok daha düşük olduğuna ve ayrıca titanyum (Ti) karışımının (%10'dan fazla) arttığına dair kanıtlar vardır.
Doğu Alpler'deki Gams bölümündeki Viyana Televizyonu'nun Rus-Avusturyalı jeolog grubu ve film ekibi. Ön planda - A.F. Grachev
kozmik tozun kökeni
Kozmik tozun kökeni sorusu hala bir tartışma konusudur. Profesör E.V. Sobotovich, kozmik tozun, 1973'te B.Yu tarafından itiraz edilen orijinal protogezegen bulutunun kalıntılarını temsil edebileceğine inanıyordu. Levin ve A.N. Simonenko, ince bir şekilde dağılmış bir maddenin uzun süre korunamayacağına inanarak (Dünya ve Evren, 1980, No. 6).
Başka bir açıklama daha var: kozmik tozun oluşumu, asteroitlerin ve kuyruklu yıldızların yok edilmesiyle ilişkilidir. E.V. Sobotovich, Dünya'ya giren kozmik toz miktarı zamanla değişmezse, o zaman B.Yu. Levin ve A.N. Simonenko.
Aksine Büyük sayı Bu temel sorunun yanıtı şu anda verilememektedir, çünkü nicel tahminler çok azdır ve bunların doğruluğu tartışmalıdır. İÇİNDE Son zamanlarda Stratosferde örneklenen kozmik toz parçacıkları hakkındaki NASA izotopik verileri, güneş öncesi kökenli parçacıkların varlığını düşündürmektedir. Bu tozda elmas, mozanit (silisyum karbür) ve korindon gibi mineraller bulundu ve karbon ve nitrojen izotopları kullanılarak oluşumlarını güneş sisteminin oluşumundan önceki zamana bağlamamızı sağlıyor.
Kozmik tozu incelemenin önemi jeolojik bölüm bariz. Bu makale, Doğu Alpler'de (Avusturya) Gams bölümünden Kretase-Paleojen sınırındaki (65 milyon yıl önce) geçiş kil tabakasındaki kozmik madde çalışmasının ilk sonuçlarını sunmaktadır.
Oyunlar bölümünün genel özellikleri
Kozmik kökenli parçacıklar, aynı adı taşıyan nehrin birkaç kez bulunduğu Alp Gams köyü yakınlarında bulunan Kretase ve Paleojen (Almanca literatürde - K / T sınırı) arasındaki geçiş katmanlarının birkaç bölümünden elde edildi. yerler bu sınırı ortaya koymaktadır.
Gams 1 kesitinde, çıkıntıdan K/T sınırının çok iyi ifade edildiği bir yekpare taş kesildi. Yüksekliği 46 cm, genişliği altta 30 cm, üstte 22 cm, kalınlığı 4 cm'dir. ayrıca her 2 cm'de bir işaretlendi. K/T arayüzündeki geçiş katmanı J daha ayrıntılı olarak incelendi ve burada yaklaşık 3 mm kalınlığa sahip altı alt katman tanımlandı.
Gams 1 bölümünde elde edilen çalışmaların sonuçları, başka bir bölümün - Gams 2 çalışmasında büyük ölçüde tekrarlanmıştır. Çalışma kompleksi, ince kesitlerin ve monomineral fraksiyonların incelenmesini, bunların kimyasal analiz, ayrıca X-ışını floresansı, nötron aktivasyonu ve X-ışını yapısal analizleri, helyum, karbon ve oksijenin izotopik analizi, bir mikroprob üzerinde mineral bileşiminin belirlenmesi, manyetomineralojik analiz.
Çeşitli mikropartiküller
Gams kesitinde Kretase ve Paleojen arasındaki geçiş tabakasından demir ve nikel mikroküreler: 1 – Kaba ağsı-tümsek yüzeye sahip Fe mikroküre (geçiş katı J'nin üst kısmı); 2 – Pürüzlü uzunlamasına paralel bir yüzeye sahip Fe mikroküre (geçiş katmanı J'nin alt kısmı); 3 – Kristalografik kaplama elemanları ve kaba hücresel ağ yüzey dokusu (katman M) içeren Fe mikroküre; 4 – İnce bir ağ yüzeyine sahip Fe mikroküre (geçiş katmanı J'nin üst kısmı); 5 – Yüzeyinde kristalitler bulunan Ni mikroküre (geçiş tabakası J'nin üst kısmı); 6 – yüzeyde kristalitler bulunan sinterlenmiş Ni mikrokürelerin toplamı (geçiş katmanı J'nin üst kısmı); 7 – Ni mikrokürelerin mikroelmaslarla toplanması (C; geçiş katmanı J'nin üst kısmı); 8, 9—Doğu Alpler'deki Gams bölümündeki Kretase ve Paleojen arasındaki geçiş tabakasından metal parçacıklarının karakteristik biçimleri.
İki jeolojik sınır - Kretase ve Paleojen arasındaki geçiş kil tabakasında ve ayrıca Gams bölümündeki üstteki Paleosen birikintilerinde iki seviyede, kozmik kökenli birçok metal parçacığı ve mikro küre bulundu. Şekil, yüzey dokusu ve yapı bakımından çok daha çeşitlidirler. kimyasal bileşim dünyanın diğer bölgelerinde bu çağın geçiş kil katmanlarında şimdiye kadar bilinenlerin hepsinden daha fazla.
Gams bölümünde, kozmik madde, çeşitli şekillerde ince dağılmış parçacıklarla temsil edilir; bunların arasında en yaygın olanı, %98 saf demirden oluşan, boyutları 0,7 ila 100 μm arasında değişen manyetik mikro kürelerdir. Küreler veya mikroküreler şeklindeki bu tür parçacıklar, yalnızca J katmanında değil, aynı zamanda daha yüksek Paleosen killerinde (K ve M katmanları) büyük miktarlarda bulunur.
Mikroküreler saf demir veya manyetitten oluşur, bazılarında krom (Cr), bir demir ve nikel alaşımı (avaruit) ve saf nikel (Ni) safsızlıkları bulunur. Bazı Fe-Ni partikülleri bir molibden (Mo) karışımı içerir. Kretase ve Paleojen arasındaki geçiş kil tabakasında ilk kez hepsi keşfedildi.
Daha önce hiç yüksek nikel içeriğine ve önemli miktarda molibden karışımına sahip parçacıklara, krom varlığına sahip mikro kürelere ve spiral demir parçalarına rastlanmamıştır. Gams'taki geçiş kil tabakasında metalik mikroküreler ve parçacıklara ek olarak, Ni-spinel, saf Ni mikrokürelere sahip mikroelmaslar ve ayrıca alttaki ve üstteki birikintilerde bulunmayan yırtık Au ve Cu plakaları bulundu.
Mikropartiküllerin karakterizasyonu
Gams kesitindeki metalik mikroküreler üç stratigrafik seviyede mevcuttur: çeşitli şekillerdeki demirli parçacıklar, geçiş kil tabakasında, üstteki K tabakasının ince taneli kumtaşlarında yoğunlaşmıştır ve üçüncü seviye, M tabakasının silttaşlarından oluşmaktadır.
Bazı küreler pürüzsüz bir yüzeye sahiptir, diğerleri ağsı-tepelik bir yüzeye sahiptir ve diğerleri küçük poligonal çatlaklardan oluşan bir ağ veya bir ana çatlaktan uzanan paralel çatlaklardan oluşan bir sistemle kaplıdır. İçi boş, kabuk benzeri, kil minerali ile dolu ve aynı zamanda iç eşmerkezli bir yapıya sahip olabilirler. Metal parçacıkları ve Fe mikroküreleri, geçiş kil tabakası boyunca bulunur, ancak esas olarak alt ve orta ufuklarda yoğunlaşmıştır.
Mikrometeoritler, saf demir veya Fe-Ni demir-nikel alaşımının (awaruit) erimiş parçacıklarıdır; boyutları 5 ila 20 mikron arasındadır. Geçiş tabakasının (J) üst seviyesinde çok sayıda awaruit partikülü bulunurken, geçiş tabakasının alt ve üst kısımlarında tamamen demirli partiküller mevcuttur.
Enine engebeli bir yüzeye sahip plaka şeklindeki parçacıklar sadece demirden oluşur, genişlikleri 10–20 µm ve uzunlukları 150 µm'ye kadar çıkar. Hafif kavislidirler ve J geçiş tabakasının tabanında meydana gelirler. Alt kısmında ayrıca Mo katkılı Fe-Ni plakaları vardır.
Demir ve nikel alaşımından yapılmış plakalar, yüzeyde uzunlamasına oluklar bulunan, hafif kavisli, uzun bir şekle sahiptir, boyutları 70 ila 150 mikron arasında değişir ve genişliği yaklaşık 20 mikrondur. Geçiş tabakasının alt ve orta kısımlarında daha sık görülürler.
Boyuna yivli demir plakalar, şekil ve boyut olarak Ni-Fe alaşımlı plakalarla aynıdır. Geçiş tabakasının alt ve orta kısımları ile sınırlıdırlar.
Düzenli bir spiral şekline sahip olan ve bir kanca şeklinde bükülen saf demir parçacıkları özellikle ilgi çekicidir. Esas olarak saf Fe'den oluşurlar, nadiren bir Fe-Ni-Mo alaşımıdır. Spiral demir tanecikleri J tabakasının üst kısmında ve onu örten kumtaşı tabakasında (K tabakası) oluşur. J geçiş tabakasının tabanında spiral bir Fe-Ni-Mo parçacığı bulundu.
J geçiş tabakasının üst kısmında, Ni mikro küreler ile sinterlenmiş birkaç mikroelmas taneciği vardı. İki alet (dalga ve enerji dağılımlı spektrometreler ile) üzerinde gerçekleştirilen nikel toplarının mikroprob çalışmaları, bu topların ince bir nikel oksit filmi altında neredeyse saf nikelden oluştuğunu gösterdi. Tüm nikel toplarının yüzeyi, 1-2 µm boyutunda belirgin ikizleri olan farklı kristalitlerle beneklidir. İyi kristalleşmiş bir yüzeye sahip toplar şeklindeki bu tür saf nikel, nikelin mutlaka önemli miktarda safsızlık içerdiği magmatik kayalarda veya göktaşlarında bulunmaz.
Gams 1 bölümünden bir monoliti incelerken, saf Ni topları yalnızca geçiş katmanı J'nin en üst kısmında bulundu (en üst kısmında, kalınlığı 200 μm'yi geçmeyen çok ince bir tortul katman J6) ve buna göre termal manyetik analiz verilerine göre, J4 alt katmanından başlayarak geçiş katmanında metalik nikel mevcuttur. Burada Ni toplarının yanı sıra elmaslar da bulundu. 1 cm2 alana sahip bir küpten alınan bir katmanda, bulunan elmas taneciklerinin sayısı onlarca (mikron kesirlerinden onlarca mikrona kadar) ve aynı büyüklükte yüzlerce nikel küresidir.
Doğrudan çıkıntıdan alınan geçiş tabakasının üst kısmındaki numunelerde, tane yüzeyinde küçük nikel parçacıkları ile elmaslar bulundu. J tabakasının bu kısmından alınan örneklerin incelenmesi sırasında mineral mozanitin varlığının da ortaya çıkmış olması önemlidir. Daha önce, Meksika'daki Kretase-Paleojen sınırındaki geçiş katmanında mikroelmaslar bulundu.
Diğer alanlarda buluntular
Eşmerkezli jambon mikroküreleri iç yapı Challenger seferi tarafından Pasifik Okyanusu'nun derin deniz killerinde çıkarılanlara benzer.
demir parçacıkları düzensiz şekil kenarları erimiş, ayrıca spiral ve kavisli kanca ve levhalar şeklinde, Dünya'ya düşen göktaşlarının yıkım ürünlerine çok benzerler, meteorik demir olarak kabul edilebilirler. Avaruit ve saf nikel parçacıkları aynı kategoriye atanabilir.
Kavisli demir parçacıkları, Pele'nin gözyaşlarının çeşitli biçimlerine yakındır - içine atılan lav damlaları (lapilli). sıvı hal patlamalar sırasında havalandırmadan volkanlar.
Böylece Gams'taki geçiş kil tabakası heterojen bir yapıya sahiptir ve belirgin bir şekilde iki kısma bölünmüştür. Alt ve orta kısımlarda demir partikülleri ve mikroküreler baskınken, tabakanın üst kısmı nikel açısından zengindir: avarit partikülleri ve elmaslı nikel mikroküreler. Bu sadece kildeki demir ve nikel parçacıklarının dağılımı ile değil, aynı zamanda kimyasal ve termomanyetik analiz verileriyle de doğrulanmaktadır.
Termomanyetik analiz ve mikroprob analizi verilerinin karşılaştırılması, nikel, demir ve bunların alaşımlarının J katmanı içindeki dağılımında aşırı homojen olmayan bir durum olduğunu gösterir; bununla birlikte, termomanyetik analizin sonuçlarına göre, saf nikel yalnızca J4 katmanından kaydedilir. Ayrıca, sarmal demirin esas olarak J tabakasının üst kısmında meydana gelmesi ve üstteki K tabakasında meydana gelmeye devam etmesi, bununla birlikte, izometrik veya katmanlı şekle sahip çok az Fe, Fe-Ni partikülünün bulunduğu dikkate değerdir.
Gamsa'da ara kil tabakasında kendini gösteren demir, nikel ve iridyum açısından böylesine net bir farklılaşmanın diğer bölgelerde de var olduğunu vurguluyoruz. evet içinde ABD eyaleti New Jersey'de geçişli (6 cm) sferül tabakasında tabanda iridyum anomalisi keskin bir şekilde kendini gösterirken çarpma mineralleri bu tabakanın sadece üst (1 cm) kısmında yoğunlaşmıştır. Haiti'de, Kretase-Paleojen sınırında ve küresel tabakanın en üst kısmında, Ni'de keskin bir zenginleşme ve çarpma kuvarsı vardır.
Dünya için arka plan fenomeni
Bulunan Fe ve Fe-Ni kürelerinin birçok özelliği, Challenger seferi tarafından Pasifik Okyanusu'nun derin deniz killerinde, Tunguska felaketi alanında ve Sikhote'nin düşüş bölgelerinde keşfedilen toplara benzer. -Alin göktaşı ve Japonya'daki Nio göktaşı ve ayrıca tortul kayalar dünyanın birçok yerinden farklı yaşlardan. Tunguska felaketi alanları ve Sikhote-Alin meteoritinin düştüğü alanlar dışında, diğer tüm durumlarda sadece küreciklerin değil, aynı zamanda saf demir (bazen krom içeren) ve nikel-demir alaşımından oluşan çeşitli morfolojilerdeki parçacıkların oluşumu , etki olayıyla hiçbir bağlantısı yoktur. Bu tür parçacıkların ortaya çıkışını, Dünya'nın oluşumundan bu yana sürekli devam eden ve bir tür arka plan fenomeni olan kozmik gezegenler arası tozun Dünya'nın yüzeyine düşmesinin bir sonucu olarak görüyoruz.
Gams bölümünde incelenen birçok parçacık, bileşim olarak Sikhote-Alin göktaşının düştüğü yerdeki göktaşı maddesinin toplu kimyasal bileşimine yakındır (E.L. Krinov'a göre bunlar %93.29 demir, %5.94 nikel, %0.38) kobalt).
Bazı parçacıklarda molibdenin varlığı beklenmedik bir durum değil, çünkü birçok göktaşı türü molibdeni içeriyor. Meteoritlerdeki (demir, taş ve karbonlu kondritler) molibden içeriği 6 ila 7 g/t arasında değişir. En önemlisi, Allende meteoritinde aşağıdaki bileşime sahip bir metal alaşımına dahil olarak molibdenitin keşfiydi (% ağırlık): Fe—31.1, Ni—64.5, Co—2.0, Cr—0.3, V—0.5, P— 0.1. Luna-16, Luna-20 ve Luna-24 otomatik istasyonları tarafından örneklenen ay tozunda doğal molibden ve molibdenit de bulunduğuna dikkat edilmelidir.
İlk kez bulunan iyi kristalleşmiş bir yüzeye sahip saf nikel topları, nikelin zorunlu olarak önemli miktarda safsızlık içerdiği magmatik kayalarda veya göktaşlarında bilinmemektedir. Nikel topların böyle bir yüzey yapısı, bir asteroit (meteorit) düşmesi durumunda ortaya çıkmış olabilir, bu da enerjinin salınmasına yol açar, bu da yalnızca düşen cismin malzemesini eritmeyi değil, aynı zamanda onu buharlaştırmayı da mümkün kılar. Patlama ile metal buharları, kristalleşmenin meydana geldiği büyük bir yüksekliğe (muhtemelen onlarca kilometre) yükselebilir.
Avaritten (Ni3Fe) oluşan parçacıklar, metalik nikel bilyeler ile birlikte bulunur. Meteor tozuna aittirler ve erimiş demir parçacıkları (mikrometeoritler) "göktaşı tozu" olarak kabul edilmelidir (E.L. Krinov'un terminolojisine göre). Nikel toplarla birlikte karşılaşılan elmas kristalleri, muhtemelen göktaşının sonraki soğuması sırasında aynı buhar bulutundan çıkarılması (erime ve buharlaşma) sonucu ortaya çıkmıştır. Sentetik elmasların, grafit-elmas fazı denge çizgisinin üzerinde bir metal eriyiğindeki (Ni, Fe) bir karbon çözeltisinden tekli kristaller, bunların iç içe büyümeleri, ikizleri, çok kristalli agregalar, çerçeve kristalleri şeklinde kendiliğinden kristalleştirilmesiyle elde edildiği bilinmektedir. , iğne şeklindeki kristaller ve düzensiz taneler. Elmas kristallerinin listelenen tipomorfik özelliklerinin neredeyse tamamı, incelenen numunede bulundu.
Bu, elmasın soğuması sırasında bir nikel-karbon buharı bulutunda kristalleşme işlemlerinin ve deneylerde bir nikel eriyiğindeki bir karbon çözeltisinden kendiliğinden kristalleşme işlemlerinin benzer olduğu sonucuna varmamızı sağlar. Bununla birlikte, elmasın doğası hakkındaki nihai sonuç, yeterince büyük miktarda madde elde etmenin gerekli olduğu ayrıntılı izotopik çalışmalardan sonra yapılabilir.
Bu nedenle, Kretase-Paleojen sınırındaki geçiş kil tabakasındaki kozmik madde çalışması, tüm kısımlarda (J1 tabakasından J6 tabakasına kadar) varlığını göstermiştir, ancak bir çarpma olayının işaretleri yalnızca 65 milyon olan J4 tabakasından kaydedilmiştir. yaşında. Bu kozmik toz tabakası, dinozorların ölüm zamanıyla karşılaştırılabilir.
A.F. GRACHEV Jeoloji ve Mineraloji Bilimleri Doktoru, V.A. TSELMOVICH Fizik ve Matematik Bilimleri Adayı, Yer Fiziği Enstitüsü RAS (IFZ RAS), OA KORCHAGIN Jeoloji ve Mineraloji Bilimleri Adayı, Rusya Bilimler Akademisi Jeoloji Enstitüsü (GIN RAS) ).
Dergi "Dünya ve Evren" № 5 2008.
Yıldızlar ve gezegenler arasında
Gezegenler arası toz, en azından Dünya'ya nispeten yakın bir yerde, oldukça iyi çalışılmış bir konudur. Güneş sisteminin tüm alanını dolduran ve ekvator düzleminde yoğunlaşan, çoğunlukla asteroitlerin rastgele çarpışmaları ve Güneş'e yaklaşan kuyruklu yıldızların yok edilmesi sonucu doğdu. Aslında tozun bileşimi, Dünya'ya düşen göktaşlarının bileşiminden farklı değildir: onu incelemek çok ilginç ve bu alanda hala yapılacak birçok keşif var, ancak öyle görünüyor ki özel bir şey yok. entrika burada Ancak bu özel toz sayesinde, güzel havalarda batıda gün batımından hemen sonra veya doğuda gün doğumundan önce, ufkun üzerinde soluk bir ışık huzmesine hayran olabilirsiniz. Bu sözde zodyak - Güneş ışığı küçük kozmik toz parçacıkları tarafından dağılmış.
Yıldızlararası toz çok daha ilginç. Ayırt edici özelliği, sağlam bir çekirdek ve kabuğun varlığıdır. Çekirdeğin esas olarak karbon, silikon ve metallerden oluştuğu görülüyor. Ve kabuk esas olarak çekirdeğin yüzeyinde donmuş, yıldızlararası uzayın "derin donması" koşullarında kristalleşmiş gazlı elementlerden yapılır ve bu yaklaşık 10 kelvin, hidrojen ve oksijendir. Bununla birlikte, içinde moleküllerin safsızlıkları vardır ve daha karmaşıktır. Bunlar amonyak, metan ve hatta bir toz tanesine yapışan veya gezinme sırasında yüzeyinde oluşan çok atomlu organik moleküllerdir. Elbette bu maddelerin bazıları, örneğin ultraviyole radyasyonun etkisi altında yüzeyinden uçar, ancak bu işlem tersine çevrilebilir - bazıları uçup gider, diğerleri donar veya sentezlenir.
Şimdi, yıldızlar arasındaki boşlukta veya onların yakınında, elbette, kimyasal değil, fiziksel, yani spektroskopik yöntemler zaten bulundu: su, karbon oksitler, nitrojen, kükürt ve silikon, hidrojen klorür, amonyak, asetilen, formik ve asetik, etil ve metil alkoller, benzen, naftalin gibi organik asitler. Amino asit glisini bile buldular!
Güneş sistemine giren ve muhtemelen Dünya'ya düşen yıldızlararası tozu yakalamak ve incelemek ilginç olurdu. Onu "yakalama" sorunu kolay değildir, çünkü çok az yıldızlararası toz parçacığı güneşte, özellikle Dünya atmosferinde buz "kaplarını" tutmayı başarır. Büyük olanlar çok fazla ısınır - kozmik hızları hızla söndürülemez ve toz parçacıkları "yanar". Bununla birlikte, küçük olanlar, kabuğun bir kısmını koruyarak yıllarca atmosferde plan yaparlar, ancak burada onları bulma ve tanımlama sorunu ortaya çıkar.
Çok ilginç bir detay daha var. Çekirdekleri karbondan oluşan tozla ilgilidir. Yıldızların çekirdeklerinde sentezlenen ve örneğin yaşlanan (kırmızı devler gibi) yıldızların atmosferinden uzaya çıkan karbon, yıldızlararası uzaya uçar, soğur ve yoğunlaşır - tıpkı sıcak bir günün ardından olduğu gibi, sis Soğutulmuş su buharı ovalarda toplanır. Kristalleşme koşullarına bağlı olarak, grafitin katmanlı yapıları, elmas kristalleri (sadece hayal edin - küçük elmaslardan oluşan bütün bulutlar!) ve hatta içi boş karbon atomu topları (fullerenler) elde edilebilir. Ve içlerinde, belki de bir kasada veya bir kapta olduğu gibi, çok eski bir yıldızın atmosferinin parçacıkları depolanır. Bu tür toz parçacıklarını bulmak büyük bir başarı olacaktır.
Toz nerede?
Tamamen boş bir şey olarak kozmik boşluk kavramının uzun zamandır sadece şiirsel bir metafor olarak kaldığı söylenmelidir. Aslında, Evren'in hem yıldızlar hem de galaksiler arasındaki tüm alanı madde ile doludur, akar. temel parçacıklar, radyasyon ve alanlar - manyetik, elektrik ve yerçekimi. Nispeten konuşursak, dokunulabilen tek şey, çeşitli tahminlere göre Evrenin toplam kütlesine katkısı yalnızca yaklaşık %1-2 olan ve ortalama yoğunluğu yaklaşık 10-24 g/cm3 olan gaz, toz ve plazmadır. 3. Uzayda gaz en fazla, neredeyse %99'dur. Bu esas olarak hidrojen (%77,4'e kadar) ve helyumdur (%21), geri kalanı kütlenin yüzde ikisinden daha azını oluşturur. Ve sonra toz var - kütlesi gazdan neredeyse yüz kat daha az.
Bazen yıldızlararası ve galaksiler arası boşluk neredeyse ideal olsa da: bazen maddenin bir atomu için 1 litre alan vardır! Ne karasal laboratuvarlarda ne de güneş sisteminde böyle bir boşluk yoktur. Karşılaştırma için şu örneği verebiliriz: Soluduğumuz havanın 1 cm3'ünde yaklaşık 30.000.000.000.000.000.000 molekül vardır.
Bu madde yıldızlararası uzayda çok düzensiz bir şekilde dağılmıştır. Çoğu yıldızlararası gaz ve toz, Galaksi diskinin simetri düzlemine yakın bir gaz ve toz tabakası oluşturur. Galaksimizdeki kalınlığı birkaç yüz ışık yılıdır. Sarmal kollarındaki ve çekirdeğindeki gaz ve tozun çoğu, boyutları 5 ila 50 parsek (16-160 ışıkyılı) arasında değişen ve on binlerce hatta milyonlarca güneş kütlesi ağırlığındaki dev moleküler bulutlarda yoğunlaşmıştır. Ancak bu bulutların içinde bile madde homojen olmayan bir şekilde dağılmıştır. Kürk olarak adlandırılan bulutun ana hacminde, esas olarak moleküler hidrojenden, parçacık yoğunluğu 1 cm3 başına yaklaşık 100 parçadır. Bulut içindeki yoğunlaşmalarda 1 cm3'te onbinlerce parçacığa, bu yoğunlaşmaların çekirdeklerinde ise genel olarak 1 cm3'te milyonlarca parçacığa ulaşır. Yıldızların, gezegenlerin ve nihayetinde kendimizin varlığını borçlu olan Evrendeki maddenin dağılımındaki bu eşitsizliktir. Çünkü yıldızlar yoğun ve görece soğuk moleküler bulutlarda doğar.
İlginç olan: bulutun yoğunluğu ne kadar yüksekse, kompozisyonda o kadar çeşitlidir. Bu durumda, bulutun (veya tek tek parçalarının) yoğunluğu ve sıcaklığı ile molekülleri burada bulunan maddeler arasında bir uygunluk vardır. Bir yandan, bu, bulutları incelemek için uygundur: Spektrumun karakteristik çizgileri boyunca farklı spektral aralıklardaki bireysel bileşenlerini, örneğin CO, OH veya NH3'ü gözlemleyerek, bir veya başka bir parçaya "bakabilirsiniz". onun Öte yandan, bulutun bileşimi hakkındaki veriler, içinde gerçekleşen süreçler hakkında çok şey öğrenmemizi sağlar.
Ek olarak, yıldızlararası uzayda, spektrumlara bakılırsa, karasal koşullar altında varlığı kesinlikle imkansız olan maddeler de vardır. Bunlar iyonlar ve radikallerdir. Kimyasal aktiviteleri o kadar yüksektir ki, Dünya'da hemen reaksiyona girerler. Ve uzayın seyreltilmiş soğuk alanında uzun süre ve oldukça özgürce yaşarlar.
Genel olarak, yıldızlararası uzaydaki gaz sadece atomik değildir. Daha soğuk olduğu, 50 kelvin'den fazla olmadığı yerlerde, atomlar moleküller oluşturarak bir arada kalmayı başarır. Bununla birlikte, büyük bir yıldızlararası gaz kütlesi hala atomik durumda. Bu esas olarak hidrojendir, nötr formu nispeten yakın zamanda keşfedilmiştir - 1951'de. Bildiğiniz gibi yoğunluğu Galakside ne kadar olduğunu belirleyen 21 cm uzunluğunda (frekans 1420 MHz) radyo dalgaları yayar. Bu arada, yıldızlar arasındaki boşlukta homojen olmayan bir şekilde dağılmıştır. Atomik hidrojen bulutlarında, konsantrasyonu 1 cm3 başına birkaç atoma ulaşır, ancak bulutlar arasında daha az büyüklüktedir.
Son olarak, sıcak yıldızların yakınında iyonlar halinde gaz bulunur. Güçlü ultraviyole radyasyon gazı ısıtır ve iyonlaştırır ve parlamaya başlar. Bu nedenle, yaklaşık 10.000 K sıcaklığa sahip yüksek bir sıcak gaz konsantrasyonuna sahip alanlar, parlak bulutlar gibi görünür. Bunlara hafif gaz bulutsuları denir.
Ve her bulutsuda az ya da çok miktarda yıldızlararası toz vardır. Bulutsuların şartlı olarak tozlu ve gazlı olarak ayrılmasına rağmen, her ikisinde de toz vardır. Ve her halükarda, bulutsuların derinliklerinde yıldızların oluşmasına yardımcı olan tozdur.
sis nesneleri
Tüm uzay nesneleri arasında bulutsular belki de en güzelidir. Görünür aralıktaki gerçek, karanlık bulutsular tıpkı gökyüzündeki siyah lekeler gibi görünürler, onları arka planda gözlemlemek en iyisidir. Samanyolu. Ancak kızılötesi gibi diğer elektromanyetik dalga aralıklarında çok iyi görülebilirler ve resimler çok sıra dışıdır.
Bulutsular, yerçekimi kuvvetleri veya dış basınç, gaz ve toz birikimleri ile birbirine bağlı olarak uzayda izole edilmiştir. Kütleleri 0,1 ila 10.000 güneş kütlesi arasında olabilir ve boyutları 1 ila 10 parsek olabilir.
Gökbilimciler ilk başta bulutsulardan rahatsız oldular. 19. yüzyılın ortalarına kadar keşfedilen bulutsular, yıldızları gözlemlemeyi ve yeni kuyruklu yıldızlar aramayı engelleyen can sıkıcı bir engel olarak görülüyordu. 1714 yılında, adını ünlü kuyruklu yıldızın taşıdığı İngiliz Edmond Halley, "kuyruklu yıldız yakalayıcıları" yanıltmasınlar diye altı bulutsudan oluşan bir "kara liste" bile derledi ve Fransız Charles Messier bu listeyi 103 nesneye genişletti. Neyse ki, astronomiye aşık olan kız kardeşi ve oğlu müzisyen Sir William Herschel, nebulalara ilgi duymaya başladı. Gökyüzünü kendi yaptıkları teleskoplarla gözlemleyerek, arkalarında 5.079 uzay nesnesi hakkında bilgi içeren bir bulutsu ve yıldız kümesi kataloğu bıraktılar!
Herschel'ler, o yılların optik teleskoplarının olanaklarını fiilen tükettiler. Bununla birlikte, fotoğrafın icadı ve uzun pozlama süresi, çok zayıf ışıklı nesnelerin bulunmasını mümkün kıldı. Biraz sonra, spektral analiz yöntemleri, çeşitli elektromanyetik dalga aralıklarındaki gözlemler, gelecekte yalnızca birçok yeni bulutsu tespit etmeyi değil, aynı zamanda yapılarını ve özelliklerini de belirlemeyi mümkün kıldı.
Yıldızlararası bir bulutsu iki durumda parlak görünür: ya o kadar sıcaktır ki gazının kendisi parlar, bu tür bulutsulara emisyon bulutsuları denir; veya bulutsunun kendisi soğuktur, ancak tozu yakındaki parlak bir yıldızın ışığını dağıtır - bu bir yansıma bulutsusu.
Karanlık bulutsular ayrıca yıldızlararası gaz ve toz birikimleridir. Ancak Avcı Bulutsusu gibi bazen güçlü dürbün veya teleskopla bile görülebilen hafif gazlı bulutsuların aksine, karanlık bulutsular ışığı yaymazlar, aksine soğururlar. Bir yıldızın ışığı bu tür bulutsulardan geçtiğinde, toz onu tamamen emerek gözle görülemeyen kızılötesi radyasyona dönüştürebilir. Bu nedenle, bu tür bulutsular gökyüzündeki yıldızsız çukurlar gibi görünür. V. Herschel onlara "gökteki delikler" adını verdi. Bunlardan belki de en görkemlisi Atbaşı Bulutsusu'dur.
Bununla birlikte, toz parçacıkları yıldızların ışığını tamamen emmeyebilir, ancak seçici olarak sadece kısmen dağıtabilir. Gerçek şu ki, yıldızlararası toz parçacıklarının boyutu mavi ışığın dalga boyuna yakın olduğundan, daha güçlü bir şekilde dağılır ve emilir ve yıldızların ışığının "kırmızı" kısmı bize daha iyi ulaşır. Bu arada, farklı dalga boylarındaki ışığı nasıl zayıflattıklarına bakarak toz taneciklerinin boyutunu tahmin etmenin iyi bir yolu bu.
buluttan yıldız
Yıldızların ortaya çıkma nedenleri kesin olarak belirlenmemiştir - yalnızca deneysel verileri az çok güvenilir bir şekilde açıklayan modeller vardır. Ayrıca oluşum yolları, özellikleri ve ileri kader yıldızlar çok çeşitlidir ve birçok faktöre bağlıdır. Bununla birlikte, köklü bir kavram veya daha doğrusu en gelişmiş hipotez vardır; bunun özü, en genel anlamda yıldızların, madde yoğunluğunun arttığı alanlarda, yani yıldızlararası gazdan oluşmasıdır. yıldızlararası bulutların derinlikleri. Bir malzeme olarak toz göz ardı edilebilir, ancak yıldızların oluşumundaki rolü çok büyüktür.
Bu (en ilkel versiyonda, tek bir yıldız için), görünüşe göre böyle oluyor. İlk olarak, yıldızlararası ortamdan bir protostellar bulutu yoğunlaşır, bunun nedeni yerçekimi dengesizliği olabilir, ancak nedenleri farklı olabilir ve henüz tam olarak anlaşılamamıştır. Öyle ya da böyle, çevredeki uzaydan maddeyi çeker ve çeker. Merkezindeki sıcaklık ve basınç, bu büzülen gaz topunun merkezindeki moleküller önce atomlara sonra da iyonlara dönüşene kadar yükselir. Böyle bir işlem gazı soğutur ve çekirdeğin içindeki basınç keskin bir şekilde düşer. Çekirdek sıkıştırılır ve dış katmanlarını atarak bulutun içinde bir şok dalgası yayılır. Merkezinde termonükleer füzyon reaksiyonları başlayana kadar - hidrojenin helyuma dönüşmesi - yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında küçülmeye devam eden bir protostar oluşur. Sıkıştırma, yerçekimi sıkıştırma kuvvetleri gaz kuvvetleri ve radyan basınç tarafından dengelenene kadar bir süre devam eder.
Oluşan yıldızın kütlesinin, onu "üreten" bulutsunun kütlesinden her zaman daha az olduğu açıktır. Çekirdeğe düşmek için zamanı olmayan maddenin bir kısmı şok dalgası tarafından "süpürülür", radyasyon ve bu işlem sırasında parçacık basitçe çevredeki boşluğa akar.
Sahne |
|
100 parsek büyüklüğünde dev bir galaktik moleküler bulut, 100.000 güneş kütlesi, 50K sıcaklık, cm küp başına 100 parçacık yoğunluğu Bu bulutun içinde büyük ölçekli yoğunlaşmalar var - dağınık gaz ve toz ve mani ( 1-10 adet, 10.000 güneş, 20 K, cm küp başına 1000 parçacık) ve küçük yoğunlaşmalar - gaz ve toz bulutsuları (1 adete kadar, 100-1000 güneş, 20 K, cm küp başına 10.000 parçacık). İkincisinin içinde, yeni yıldızların oluştuğu, 0.1 pc boyutunda, 1-10 güneş kütlesinde ve 10 5-10 6 parçacık / cm3 yoğunluğunda küme kürecikleri vardır. |
|
Bir gaz ve toz bulutu içinde bir yıldızın doğuşu |
|
Radyasyonu ve yıldız rüzgarı ile yeni bir yıldız, çevredeki gazı kendisinden uzaklaştırır. |
|
Temiz, gaz ve tozdan arınmış genç bir yıldız uzaya giriyor ve onu doğuran nebulayı itiyor. |
|
Kütlesi Güneş'e eşit olan bir yıldızın "embriyonik" gelişim aşamaları |
|
2.000.000 güneş büyüklüğünde, 15 K sıcaklıkta ve 10-19 g/cm3 başlangıç yoğunluğunda yerçekimsel olarak kararsız bir bulutun kaynağı. |
|
Birkaç yüz bin yıl sonra, bu bulut yaklaşık 200 K sıcaklıkta ve 100 güneş büyüklüğünde bir çekirdek oluşturur, kütlesi hala güneşin sadece 0,05'i kadardır. |
|
Bu aşamada, 2000 K'ye kadar sıcaklığa sahip olan çekirdek, hidrojen iyonlaşması nedeniyle keskin bir şekilde küçülür ve aynı anda 20.000 K'ye kadar ısınır, büyüyen yıldızın üzerine düşen madde hızı 100 km/s'ye ulaşır. |
|
2x100000 K merkezinde bir sıcaklığa sahip ve yüzeyde değil - 3x1000 K olan iki güneş büyüklüğünde bir protostar. |
|
Bir yıldızın ön evrimindeki son aşama, lityum ve berilyum izotoplarının yandığı yavaş sıkıştırmadır. Ancak yıldızın iç kısmında sıcaklık 6x10 6 K'ye yükseldikten sonra, hidrojenden helyum sentezinin termonükleer reaksiyonları başlar. Güneşimiz gibi bir yıldızın doğum döngüsünün toplam süresi 50 milyon yıldır, bundan sonra böyle bir yıldız milyarlarca yıl sessizce yanabilir. |
|
Sahne |
Bir gaz ve toz bulutunun bir yıldıza dönüşme aşamalarının açıklaması |
Yıldızların ve yıldız sistemlerinin oluşum süreci, genellikle protostellar bulutun iki, daha az sıklıkla üç parçaya "kırılmasına" katkıda bulunan manyetik alan da dahil olmak üzere birçok faktörden etkilenir ve bunların her biri kendi protostarına sıkıştırılır. yerçekiminin etkisi. Örneğin, birçok ikili yıldız sistemi bu şekilde ortaya çıkar - ortak bir kütle merkezi etrafında dönen ve uzayda tek bir bütün olarak hareket eden iki yıldız.
Yıldızların bağırsaklarındaki nükleer yakıtın "yaşlanması" yavaş yavaş tükenirken ve ne kadar hızlı olursa, yıldız o kadar büyük olur. Bu durumda, reaksiyonların hidrojen döngüsü helyum ile değiştirilir, ardından nükleer füzyon reaksiyonlarının bir sonucu olarak, giderek daha ağır hale gelir. kimyasal elementler demir kadar. Sonunda termonükleer reaksiyonlardan daha fazla enerji almayan çekirdek, boyut olarak keskin bir şekilde küçülür, stabilitesini kaybeder ve maddesi adeta kendi üzerine düşer. devam ediyor güçlü patlama, bu sırada madde milyarlarca dereceye kadar ısınabilir ve çekirdekler arasındaki etkileşimler, en ağırına kadar yeni kimyasal elementlerin oluşumuna yol açar. Patlamaya keskin bir enerji salınımı ve maddenin salınımı eşlik eder. Bir yıldız patlar - bu sürece süpernova denir. Nihayetinde, kütleye bağlı olarak yıldız dönüşecek nötron yıldızı veya bir kara delik.
Gerçekte olan muhtemelen budur. Her halükarda, genç, yani sıcak yıldızların ve kümelerinin en çok nebulalarda, yani gaz ve toz yoğunluğunun arttığı alanlarda olduğuna şüphe yok. Bu, farklı dalga boyu aralıklarında teleskoplarla çekilen fotoğraflarda açıkça görülmektedir.
Elbette bu, olaylar dizisinin en kaba özetinden başka bir şey değildir. Bizim için iki nokta temelde önemlidir. Birincisi, yıldızların oluşumunda tozun rolü nedir? Ve ikincisi - aslında nereden geliyor?
Üniversal soğutma sıvısı
Kozmik maddenin toplam kütlesinde, tozun kendisi, yani katı parçacıklar halinde birleştirilen karbon, silikon ve diğer bazı elementlerin atomları o kadar küçüktür ki, her durumda, yıldızlar için bir yapı malzemesi olarak görünebilirler. dikkate alınmaz. Bununla birlikte, aslında rolleri harika - sıcak yıldızlararası gazı soğutan, onu daha sonra yıldızların elde edildiği o çok soğuk yoğun buluta dönüştüren onlardır.
Gerçek şu ki, yıldızlararası gaz kendi kendini soğutamaz. Elektronik yapı Hidrojen atomunun enerjisi, spektrumun görünür ve ultraviyole bölgelerinde ışık yayarak, ancak kızılötesi aralığında değil, varsa fazla enerjisini bırakabilecek şekildedir. Mecazi olarak konuşursak, hidrojen ısı yayamaz. Düzgün bir şekilde soğuması için, rolü tam olarak yıldızlararası toz parçacıkları tarafından oynanan bir "buzdolabına" ihtiyacı vardır.
Toz tanecikleri ile yüksek hızda çarpışma sırasında - daha ağır ve daha yavaş toz taneciklerinin aksine, gaz molekülleri hızla uçarlar - hızlarını kaybederler ve kinetik enerjileri toz tanesine aktarılır. Ayrıca ısınır ve soğurken bu fazla ısıyı kızılötesi radyasyon şeklinde de dahil olmak üzere çevreleyen alana verir. Böylece yıldızlararası moleküllerin ısısını alan toz, bir tür radyatör görevi görerek gaz bulutunu soğutur. Kütle olarak çok fazla yok - bulutun tüm maddesinin kütlesinin yaklaşık% 1'i, ancak bu, milyonlarca yıl boyunca aşırı ısıyı gidermek için yeterli.
Bulutun sıcaklığı düştüğünde, basınç da düşer, bulut yoğunlaşır ve ondan yıldızlar doğabilir. Yıldızın doğduğu malzemenin kalıntıları da gezegenlerin oluşumunun kaynağıdır. Burada, toz parçacıkları zaten bileşimlerine ve daha büyük miktarlarda dahil edilmiştir. Çünkü doğduktan sonra yıldız ısınır ve etrafındaki tüm gazı hızlandırır ve toz yakınlarda uçmaya devam eder. Ne de olsa, soğuyabilir ve tek tek gaz moleküllerinden çok daha güçlü yeni bir yıldıza çekilir. Sonunda, yeni doğan yıldızın yanında bir toz bulutu ve çevrede - toza doymuş gaz var. Satürn, Uranüs ve Neptün gibi gaz gezegenleri burada doğar. Yıldızın yanında katı gezegenler beliriyor. Mars, Dünya, Venüs ve Merkür'e sahibiz. İki bölgeye oldukça net bir bölünme ortaya çıkıyor: gaz gezegenler ve katı olanlar. Yani dünya büyük ölçüde yıldızlararası toz parçacıklarından oluştuğu ortaya çıktı. Metalik toz parçacıkları gezegenin çekirdeğinin bir parçası haline geldi ve artık Dünya'nın devasa bir demir çekirdeği var.
genç evrenin gizemi
Galaksi oluştuysa, o zaman toz nereden geliyor - prensip olarak bilim adamları anlıyor. En önemli kaynakları, kütlelerinin bir kısmını kaybederek kabuğu çevreleyen boşluğa "boşaltan" novalar ve süpernovalardır. Ek olarak, kırmızı devlerin genişleyen atmosferinde toz da doğar ve buradan radyasyon basıncıyla kelimenin tam anlamıyla süpürülür. Serinlerinde, yıldızların standartlarına göre, atmosferde (yaklaşık 2,5 - 3 bin kelvin) oldukça fazla nispeten karmaşık molekül vardır.
Ama burada henüz çözülmemiş bir sır var. Her zaman tozun yıldızların evriminin bir ürünü olduğuna inanılmıştır. Başka bir deyişle, yıldızlar doğmalı, bir süre var olmalı, yaşlanmalı ve diyelim ki son süpernova patlamasında toz üretmelidir. Önce ne geldi, yumurta mı tavuk mu? Bir yıldızın doğması için gerekli olan ilk toz ya da nedense tozun yardımı olmadan doğan ilk yıldız yaşlandı, patladı ve ilk tozu oluşturdu.
Başlangıçta ne vardı? Sonuçta, 14 milyar yıl önce Büyük Patlama gerçekleştiğinde, Evrende sadece hidrojen ve helyum vardı, başka element yok! O zaman ilk galaksiler, devasa bulutlar ve içlerinde, hayatta uzun bir yol kat etmesi gereken ilk yıldızlar onlardan çıkmaya başladı. Yıldızların çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların daha karmaşık kimyasal elementleri "kaynatması", hidrojen ve helyumu karbon, nitrojen, oksijen vb. kabuğu düşürmek. Sonra bu kütlenin soğuması, soğuması ve sonunda toza dönüşmesi gerekiyordu. Ama şimdiden 2 milyar yıl sonra büyük patlama, en eski galaksilerde toz vardı! Teleskopların yardımıyla bizden 12 milyar ışıkyılı uzaklıktaki galaksilerde keşfedildi. Aynı zamanda, 2 milyar yıl bir yıldızın tüm yaşam döngüsü için çok kısa bir süre: bu süre zarfında çoğu yıldızın yaşlanmak için zamanı yok. Genç Galakside tozun nereden geldiği, hidrojen ve helyumdan başka bir şey olup olmayacağı bir muamma.
Yıldızlararası toz sadece bir tür evrensel soğutucu olarak hareket etmekle kalmaz, belki de toz sayesinde uzayda karmaşık moleküllerin ortaya çıkmasıdır.
Mesele şu ki, bir toz tanesinin yüzeyi aynı anda moleküllerin atomlardan oluştuğu bir reaktör ve bunların sentez reaksiyonları için bir katalizör görevi görebilir. Ne de olsa, farklı elementlerin birçok atomunun aynı anda bir noktada çarpışması ve hatta mutlak sıfırın biraz üzerindeki bir sıcaklıkta birbirleriyle etkileşime girmesi olasılığı hayal edilemeyecek kadar küçüktür. Öte yandan, özellikle soğuk ve yoğun bir bulutun içinde, bir toz tanesinin uçarken çeşitli atom veya moleküllerle sırayla çarpışma olasılığı oldukça yüksektir. Aslında olan budur - yıldızlararası toz taneciklerinin kabuğu, üzerinde donmuş met atomları ve moleküllerinden böyle oluşur.
Katı bir yüzeyde atomlar yan yana bulunur. En enerjik olanı aramak için bir toz tanesinin yüzeyi üzerinde göç etmek avantajlı konum, atomlar buluşur ve birbirine yakın oldukları için birbirleriyle reaksiyona girme fırsatı bulurlar. Tabii ki, çok yavaş - tozun sıcaklığına göre. Parçacıkların yüzeyi, özellikle çekirdekte bir metal içerenler, bir katalizörün özelliklerini sergileyebilir. Dünyadaki kimyagerler, en etkili katalizörlerin, normal koşullar altında birbirlerine karşı tamamen "kayıtsız" olan moleküllerin üzerinde toplandığı ve daha sonra reaksiyona girdiği, boyut olarak mikronun bir kesri olan parçacıklar olduğunun gayet iyi farkındadır. Görünüşe göre, moleküler hidrojen de bu şekilde oluşuyor: atomları bir toz tanesine "yapışır" ve sonra ondan uçar - ama zaten moleküller şeklinde çiftler halinde.
En basit amino asitler de dahil olmak üzere birkaç organik molekülü kabuklarında tutan küçük yıldızlararası toz taneciklerinin yaklaşık 4 milyar yıl önce Dünya'ya ilk "yaşam tohumlarını" getirmiş olmaları çok olasıdır. Bu, elbette, güzel bir hipotezden başka bir şey değildir. Ancak lehine olan şey, soğuk gaz ve toz bulutlarının bileşiminde bir amino asit olan glisinin bulunmasıdır. Belki başkaları da vardır, şimdiye kadar teleskopların yetenekleri tespit edilmelerine izin vermiyor.
Toz için avlanma
Elbette, Dünya'da veya uydularında bulunan teleskoplar ve diğer enstrümanların yardımıyla yıldızlararası tozun özelliklerini uzaktan incelemek mümkündür. Ancak yıldızlararası toz parçacıklarını yakalamak ve sonra ayrıntılı olarak çalışmak, teorik olarak değil, pratik olarak nelerden oluştuğunu, nasıl düzenlendiğini öğrenmek çok daha caziptir. Burada iki seçenek var. Uzayın derinliklerine inebilir, orada yıldızlararası toz toplayabilir, Dünya'ya getirebilir ve mümkün olan her şekilde analiz edebilirsiniz. Veya güneş sisteminden uçmayı deneyebilir ve yol boyunca doğrudan uzay aracındaki tozu analiz ederek alınan verileri dünyaya gönderebilirsiniz.
Yıldızlararası toz örnekleri ve genel olarak yıldızlararası ortamın maddesini getirmeye yönelik ilk girişim, birkaç yıl önce NASA tarafından yapıldı. uzay gemisiözel tuzaklarla donatılmıştır - yıldızlararası toz ve kozmik rüzgar parçacıklarını toplamak için toplayıcılar. Toz parçacıklarını kabuklarını kaybetmeden yakalamak için tuzaklar, aerojel adı verilen özel bir maddeyle dolduruldu. Bu çok hafif köpüklü madde (bileşimi ticari sırdır) jöleye benzer. İçine girdikten sonra, toz parçacıkları sıkışır ve sonra, herhangi bir tuzakta olduğu gibi, Dünya'da zaten açık olmak için kapak çarparak kapanır.
Bu projeye Stardust - Stardust adı verildi. Onun programı harika. Şubat 1999'da fırlatıldıktan sonra, gemideki ekipman sonunda yıldızlararası toz örnekleri ve ayrı olarak geçen yıl Şubat ayında Dünya'nın yakınından geçen Wild-2 kuyruklu yıldızının yakın çevresindeki toz örneklerini toplayacak. Şimdi bu en değerli kargoyla dolu konteynerlerle, gemi 15 Ocak 2006'da Salt Lake City (ABD) yakınlarındaki Utah'ta evden karaya uçuyor. İşte o zaman - o zaman astronomlar nihayet kendi gözleriyle (tabii ki bir mikroskop yardımıyla), bileşim ve yapı modellerini önceden tahmin ettikleri toz parçacıklarını görecekler.
Ve Ağustos 2001'de Genesis, derin uzaydan madde örnekleri almak için uçtu. Bu NASA projesi, esas olarak güneş rüzgarı parçacıklarını yakalamayı amaçlıyordu. Gemi, yaklaşık 32 milyon km uçtuğu uzayda 1.127 gün geçirdikten sonra geri döndü ve elde edilen numunelerle Dünya'ya bir kapsül düşürdü - iyonlu tuzaklar, güneş rüzgarı parçacıkları. Ne yazık ki bir talihsizlik oldu - paraşüt açılmadı ve kapsül tüm gücüyle yere düştü. Ve çöktü. Elbette enkaz toplandı ve dikkatlice incelendi. Bununla birlikte, Mart 2005'te, programın bir katılımcısı olan Don Barnetty, Houston'daki bir konferansta, güneş rüzgarı parçacıklarına sahip dört toplayıcının etkilenmediğini ve bilim adamlarının Houston'da 0.4 mg yakalanan güneş rüzgarı içeriklerini aktif olarak incelediklerini belirtti. .
Merhaba. Bu dersimizde sizlere tozdan bahsedeceğiz. Ama odalarınızda biriken değil, kozmik toz hakkında. Nedir?
Uzay tozu yıldız ışığını emebilen ve galaksilerde karanlık nebulalar oluşturabilen göktaşı tozu ve yıldızlararası madde dahil, evrenin herhangi bir yerinde bulunan çok küçük katı madde parçacıkları. Bazı deniz çökeltilerinde yaklaşık 0,05 mm çapında küresel toz parçacıkları bulunur; bunların her yıl dünyaya düşen 5.000 ton kozmik tozun kalıntıları olduğuna inanılıyor.
Bilim adamları, kozmik tozun yalnızca çarpışmalardan değil, küçüklerin yok edilmesinden oluştuğuna inanıyor. katılar, ama aynı zamanda yıldızlararası gazın kalınlaşması nedeniyle. Kozmik toz, kaynağına göre ayırt edilir: toz, galaksiler arası, yıldızlararası, gezegenler arası ve gezegenlerin çevresindedir (genellikle bir halka sisteminde).
Kozmik toz tanecikleri, esas olarak kırmızı cüce yıldızların yavaşça dışarı akan atmosferlerinde, ayrıca yıldızlardaki patlama süreçlerinde ve galaksilerin çekirdeklerinden gazın hızla dışarı atılmasında ortaya çıkar. Diğer kozmik toz kaynakları, gezegenimsi ve protostellar bulutsular, yıldız atmosferleri ve yıldızlararası bulutlardır.
Samanyolu'nu oluşturan yıldız tabakasında bulunan bütün kozmik toz bulutları, uzaktaki yıldız kümelerini gözlemlememizi engeller. Pleiades gibi bir yıldız kümesi tamamen bir toz bulutunun içindedir. En parlak yıldızlar Bu kümede bulunanlar, geceleri bir fenerin sisi aydınlatması gibi tozu aydınlatır. Kozmik toz yalnızca yansıyan ışıkla parlayabilir.
Kozmik tozdan geçen mavi ışık ışınları kırmızı olanlardan daha fazla zayıflatılır, bu nedenle yıldızların bize ulaşan ışığı sarımsı ve hatta kırmızımsı görünür. Dünya uzayının tüm bölgeleri, tam da kozmik toz nedeniyle gözleme kapalı kalıyor.
Gezegenler arası toz, en azından Dünya'ya nispeten yakın bir yerde, oldukça iyi çalışılmış bir konudur. Güneş sisteminin tüm alanını dolduran ve ekvator düzleminde yoğunlaşan, çoğunlukla asteroitlerin rastgele çarpışmaları ve Güneş'e yaklaşan kuyruklu yıldızların yok edilmesi sonucu doğdu. Aslında tozun bileşimi, Dünya'ya düşen göktaşlarının bileşiminden farklı değildir: onu incelemek çok ilginç ve bu alanda hala yapılacak birçok keşif var, ancak öyle görünüyor ki özel bir şey yok. entrika burada Ancak bu özel toz sayesinde, güzel havalarda batıda gün batımından hemen sonra veya doğuda gün doğumundan önce, ufkun üzerinde soluk bir ışık huzmesine hayran olabilirsiniz. Bu sözde zodyak - küçük kozmik toz parçacıkları tarafından dağılan güneş ışığı.
Yıldızlararası toz çok daha ilginç. Ayırt edici özelliği, sağlam bir çekirdek ve kabuğun varlığıdır. Çekirdeğin esas olarak karbon, silikon ve metallerden oluştuğu görülüyor. Ve kabuk esas olarak çekirdeğin yüzeyinde donmuş, yıldızlararası uzayın "derin donması" koşullarında kristalleşmiş gazlı elementlerden yapılır ve bu yaklaşık 10 kelvin, hidrojen ve oksijendir. Bununla birlikte, içinde moleküllerin safsızlıkları vardır ve daha karmaşıktır. Bunlar amonyak, metan ve hatta bir toz tanesine yapışan veya gezinme sırasında yüzeyinde oluşan çok atomlu organik moleküllerdir. Elbette bu maddelerin bazıları, örneğin ultraviyole radyasyonun etkisi altında yüzeyinden uçar, ancak bu işlem tersine çevrilebilir - bazıları uçup gider, diğerleri donar veya sentezlenir.
Galaksi oluştuysa, o zaman toz nereden geliyor - prensip olarak bilim adamları anlıyor. En önemli kaynakları, kütlelerinin bir kısmını kaybederek kabuğu çevreleyen boşluğa "boşaltan" novalar ve süpernovalardır. Ek olarak, kırmızı devlerin genişleyen atmosferinde toz da doğar ve buradan radyasyon basıncıyla kelimenin tam anlamıyla süpürülür. Serinlerinde, yıldızların standartlarına göre, atmosferde (yaklaşık 2,5 - 3 bin kelvin) oldukça fazla nispeten karmaşık molekül vardır.
Ama burada henüz çözülmemiş bir sır var. Her zaman tozun yıldızların evriminin bir ürünü olduğuna inanılmıştır. Başka bir deyişle, yıldızlar doğmalı, bir süre var olmalı, yaşlanmalı ve diyelim ki son süpernova patlamasında toz üretmelidir. Önce ne geldi, yumurta mı tavuk mu? Bir yıldızın doğması için gerekli olan ilk toz ya da nedense tozun yardımı olmadan doğan ilk yıldız yaşlandı, patladı ve ilk tozu oluşturdu.
Başlangıçta ne vardı? Sonuçta, 14 milyar yıl önce Büyük Patlama gerçekleştiğinde, Evrende sadece hidrojen ve helyum vardı, başka element yok! O zaman ilk galaksiler, devasa bulutlar ve içlerinde, hayatta uzun bir yol kat etmesi gereken ilk yıldızlar onlardan çıkmaya başladı. Yıldızların çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların daha karmaşık kimyasal elementleri "kaynatması", hidrojen ve helyumu karbon, nitrojen, oksijen vb. kabuğu düşürmek. Sonra bu kütlenin soğuması, soğuması ve sonunda toza dönüşmesi gerekiyordu. Ancak Büyük Patlama'dan 2 milyar yıl sonra, en eski galaksilerde toz vardı! Teleskopların yardımıyla bizden 12 milyar ışıkyılı uzaklıktaki galaksilerde keşfedildi. Aynı zamanda, 2 milyar yıl bir yıldızın tüm yaşam döngüsü için çok kısa bir süre: bu süre zarfında çoğu yıldızın yaşlanmak için zamanı yok. Genç Galakside tozun nereden geldiği, hidrojen ve helyumdan başka bir şey olup olmayacağı bir muamma.
Saate bakan profesör hafifçe gülümsedi.
Ama evde bu gizemi çözmeye çalışacaksınız. Görevi yazalım.
Ev ödevi.
1. İlk önce neyin ortaya çıktığını, ilk yıldızın mı yoksa hala toz mu olduğunu düşünmeye çalışın.
Ek görev.
1. Her türlü toz hakkında rapor verin (yıldızlararası, gezegenler arası, gezegenler arası, galaksiler arası)
2. Kompozisyon. Kendinizi uzay tozunu araştırmakla görevlendirilmiş bir bilim adamı olarak hayal edin.
3. Resimler.
ev yapımı öğrenciler için görev:
1. Uzayda toza neden ihtiyaç duyulur?
Ek görev.
1. Her türlü toz hakkında rapor verin. Okulun eski öğrencileri kuralları hatırlıyor.
2. Kompozisyon. Kozmik tozun kaybolması.
3. Resimler.
kozmik toz yıldızlararası ve gezegenler arası uzayda madde parçacıkları. K. p.'nin ışığı soğuran yoğunlaşmaları şu şekilde görünür: karanlık noktalar Samanyolu'nun fotoğraflarında. K. p.'nin etkisiyle ışığın zayıflaması. yıldızlararası absorpsiyon veya yok olma, farklı uzunluklardaki elektromanyetik dalgalar için aynı değildir. λ
, yıldızların kızarmasına neden olur. Görünür bölgede, sönme yaklaşık olarak orantılıdır. λ-1, ultraviyole yakın bölgede dalga boyuna neredeyse bağlı değildir, ancak 1400 Å civarında ek bir absorpsiyon maksimumu vardır. Yok oluşun çoğu, ışığın soğurulmasından ziyade saçılmasından kaynaklanmaktadır. Bu, yoğuşma alanları içeren ve B-tipi yıldızların ve tozu aydınlatacak kadar parlak diğer bazı yıldızların çevresinde görülebilen yansıtıcı bulutsuların gözlemlerinden kaynaklanmaktadır. Bulutsuların parlaklığı ile onları aydınlatan yıldızların karşılaştırılması, toz albedosunun yüksek olduğunu gösterir. Gözlenen sönme ve albedo, CP'nin 1'den biraz daha küçük boyutlu metallerin karışımına sahip dielektrik parçacıklardan oluştuğu sonucuna götürür. mikron Ultraviyole sönme maksimumu, toz taneciklerinin içinde yaklaşık 0,05 × 0,05 × 0,01 grafit pulları olduğu gerçeğiyle açıklanabilir. mikron Işığın boyutları dalga boyu ile karşılaştırılabilir olan bir parçacık tarafından kırılması nedeniyle, ışık ağırlıklı olarak ileriye doğru saçılır. Yıldızlararası absorpsiyon genellikle ışığın polarizasyonuna yol açar, bu da toz taneciklerinin özelliklerinin anizotropisi (dielektrik parçacıkların genişleyen şekli veya grafitin iletkenliğinin anizotropisi) ve bunların uzayda düzenli yönelimi ile açıklanır. İkincisi, toz tanelerini uzun eksenleri kuvvet çizgisine dik olacak şekilde yönlendiren zayıf bir yıldızlararası alanın eylemiyle açıklanır. Böylece, uzaktaki polarize ışığı gözlemlemek gök cisimleri, yıldızlararası uzayda alanın yönü yargılanabilir. Göreceli toz miktarı, Galaksinin düzlemindeki ortalama ışık emiliminin değerinden belirlenir - tayfın görsel bölgesinde kiloparsek başına 0,5'ten birkaç büyüklüğe kadar. Toz kütlesi, yıldızlararası madde kütlesinin yaklaşık %1'i kadardır. Gaz gibi toz homojen olmayan bir şekilde dağılır, bulutlar ve daha yoğun oluşumlar - Kürecikler oluşturur. Küreciklerde toz, yıldızların ışığını perdeleyen ve gaz atomları ile elastik olmayan çarpışmalardan toz tanesi tarafından alınan enerjiyi kızılötesi aralıkta yayan bir soğutma faktörüdür. Tozun yüzeyinde atomlar moleküller halinde birleşir: toz bir katalizördür. SB Pikelner.
Büyük sovyet ansiklopedisi. - M.: Sovyet Ansiklopedisi. 1969-1978 .
Diğer sözlüklerde "Uzay tozu" nun ne olduğuna bakın:
Yıldızlararası ve gezegenler arası uzayda yoğun madde parçacıkları. Modern kavramlara göre, kozmik toz yakl. 1 µm grafit veya silikat çekirdekli. Galakside kozmik toz oluşur ... ... Büyük Ansiklopedik Sözlük
KOZMİK TOZ, yıldız ışığını emebilen ve galaksilerde karanlık bulutsular oluşturabilen göktaşı tozu ve yıldızlararası madde dahil, evrenin herhangi bir yerinde bulunan çok küçük katı madde parçacıkları. küresel…… Bilimsel ve teknik ansiklopedik sözlük
KOZMİK TOZ- meteor tozu ve ayrıca yıldızlararası uzayda toz ve diğer bulutsuları oluşturan en küçük madde parçacıkları ... Büyük Politeknik Ansiklopedisi
kozmik toz- Dünya uzayında bulunan ve Dünya'ya düşen çok küçük katı madde parçacıkları... coğrafya sözlüğü
Yıldızlararası ve gezegenler arası uzayda yoğun madde parçacıkları. İle modern fikirler, uzay tozu, grafit veya silikat çekirdekli yaklaşık 1 mikron büyüklüğünde parçacıklardan oluşur. Galakside kozmik toz oluşur ... ... ansiklopedik Sözlük
Boyutları birkaç molekülden 0,1 mm'ye kadar değişen parçacıklar tarafından uzayda oluşturulur. Her yıl Dünya gezegenine 40 kiloton kozmik toz yerleşir. Kozmik toz, astronomik konumuyla da ayırt edilebilir, örneğin: galaksiler arası toz, ... ... Wikipedia
kozmik toz- kosminės dulkės statusas T sritis fizika atitikmenys: engl. kozmik toz; yıldızlararası toz; uzay tozu vok. yıldızlararası Staub, m; kosmische Staubteilchen, m rus. kozmik toz, f; yıldızlararası toz, f pranc. poussière kozmik, f; poussière… … Fizikos terminų žodynas
kozmik toz- Hava durumu, ekoloji ve aplink uygulamalarına bağlı olarak, Meteorolojinin hava durumunu kontrol eder. atitikmenys: ingilizce. uzay tozu vok. kosmischer Staub, m rus. kozmik toz, f ... Ekolojinin sonlandırma işlemleri žodynas
Yıldızlararası ve gezegenler arası uzayda va içinde yoğunlaşan parçacıklar. modern göre temsillere göre, K. öğe yakl. 1 µm grafit veya silikat çekirdekli. Galakside kozmik ışınlar bulut kümeleri ve kürecikler oluşturur. çağrı… … Doğal bilim. ansiklopedik Sözlük
Yıldızlararası ve gezegenler arası uzayda yoğun madde parçacıkları. Grafit veya silikat çekirdekli yaklaşık 1 mikron büyüklüğündeki parçacıklardan oluşan galakside yıldızların yaydığı ışığın zayıflamasına ve ... ... astronomik sözlük
Kitabın
- Astronominin 99 Sırrı, Serdtseva N. Astronominin 99 Sırrı bu kitapta saklıdır. Açın ve Evrenin nasıl çalıştığını, kozmik tozun neyden yapıldığını ve kara deliklerin nereden geldiğini öğrenin. . Komik ve basit sözler...
Bilim
Bilim adamları, bir süpernova patlamasının yarattığı büyük bir kozmik toz bulutu fark ettiler.
Kozmik toz şu sorulara yanıt verebilir: dünyada yaşam nasıl ortaya çıktı-buradan mı kaynaklandı yoksa Dünya'ya düşen kuyruklu yıldızlarla mı getirildi, en başından beri burada su var mıydı, yoksa uzaydan da mı getirildi.
Bir süpernova patlamasından sonra meydana gelen bir kozmik toz bulutunun yakın tarihli bir anlık görüntüsü şunu kanıtlıyor:süpernovayeterince üretebilmek uzay tozu Dünyamız gibi gezegenler yaratmak için.
Ayrıca, bilim adamları buna inanıyor bu toz binlerce yaratmaya yeter çokdünya gibi gezegenler.
Teleskop verileri ılık tozu gösteriyor ( Beyaz renk) süpernova kalıntısının içinde hayatta kaldı. Süpernova kalıntısı bulut Yay A Doğu maviyle gösterilmiştir. Radyo emisyonu (kırmızı), çevredeki yıldızlararası bulutlarla (yeşil) çarpışan genişleyen bir şok dalgasını gösterir.
Kozmik tozun hem gezegenimizin hem de diğer birçok kozmik cismin yaratılmasına katıldığını belirtmekte fayda var. O1 mikrometreye kadar küçük parçacıklardan oluşur.
Kuyruklu yıldızların milyarlarca yıllık ilkel tozları içerdiği bugünden biliniyor. başrol güneş sisteminin oluşumunda. Bu tozu inceleyerek, hakkında çok şey öğrenebilirsiniz.evren ve güneş sistemimiz nasıl yaratılmaya başlandıözellikle, ilk organik madde ve suyun bileşimi hakkında daha fazla bilgi edinmenin yanı sıra.
New York, Ithaca'daki Cornell Üniversitesi'nden Ryan Lau'ya göre,flaş,son zamanlardateleskopla fotoğraflandı, 10.000 yıl önce meydana geldikadar büyük bir toz bulutu oluşmasına neden olur.Dünya'ya benzer 7.000 gezegene sahip.
Bir süpernova gözlemleri (Süpernova)
Kullanarak Kızılötesi Astronomi için Stratosferik Gözlemevi (SOFIA), bilim adamları radyasyon yoğunluğunu incelediler ve buluttaki toplam kozmik toz kütlesini hesaplayabildiler.
SOFYA'nın ortak olduğunu belirtmekte fayda var. NASA ve Alman Hava ve Uzay Merkezi'nin bir projesi. Projenin amacı bir Cassegrain teleskobu oluşturmak ve kullanmaktır. Boeing 474'te.
Uçuş sırasında 12-14 kilometre yükseklikteÇevresi 2,5 metre olan bir teleskop, uzay gözlemevleri tarafından çekilen fotoğraflara yakın kalitede uzay fotoğrafları oluşturabilir.
Lau liderliğindeki ekip, SOFIA teleskopunu özel bir kamerayla kullandı.gemide TAHMİNsüpernova kalıntısı Sagittarius A Vostok olarak da bilinen kozmik toz bulutunun kızılötesi fotoğraflarını çekmek için. TAHMİNdüşük kontrastlı nesneleri algılamak için kızılötesi kamera.